Nejvzdálenější galaxie
Gravitační čočky byly předpovězeny Einsteinovou teorií obecné
relativity. Jedná se o shluky hmoty tak masivní, že zakřivují
prostor ve svém okolí a umožňují tak záření vzdálenějších objektů
"zahnout" okolo centrální čočky a stát viditelným a zesíleným pro
pozorovatele ze Země.
Jako gravitační čočka v tomto případě slouží kupa galaxií
vzdálená 5 miliard světelných let. HST díky této čočce pořídil
snímky dané galaxie s 5-10x lepším rozlišením než v případě bez
čočky. Čočka způsobí rozmazání obrazu v obloukovité útvary.
Zmíněná galaxie se "prozradila" hlavně extrémně rudým zbarvením,
což již samo ukazovalo na velkou vzdálenost. Spektroskopická
měření Keckova teleskopu odhalila rudý posuv z=4.92. Doposud
největší rudý posuv byl naměřen u kvasaru PC1247+34 (z=4.90).
V levé části
snímku je zobrazena kupa galaxií
CL1258+62, která slouží jako gravitační čočka. Zesíleným obrazem
vzdálené galaxie
je rudý srpek vpravo dole od středu snímku. Obrázek vpravo nahoře
ukazuje detail tohoto srpku, na kterém jsou patrné drobné
uzlíčky, což jsou oblasti mohutné tvorby hvězd. Snímek vpravo
dole je pomocí teoretického modelu "vyčištěný" snímek. Opět jsou
zde viditelné oblasti tvorby hvězd. Jejich průměr je odhadován na
700 světelných let.
Jako první z obou sond odstartoval Voyager 2 20. srpna 1977.
Start Voyageru 1 se kvůli technickým problémům uskutečnil až 5.
září 1977. Cílem obou sond byl průzkum Jupiteru a Saturnu. Po
velkém úspěchu byla mise prodloužena i na další obří planety
- Uran a Neptun. Během letu byly sondy přeprogramovány a dnes
jsou jejich schopnosti vyšší než v době jejich vypuštění.
Voyager 1
prolétl
kolem Jupiteru 5. dubna 1979, kolem Saturnu
12. listopadu 1980 a díky blízkému průletu kolem měsíce Titan byl
vymrštěn severně od ekliptiky. Voyager 2 navštívil Jupiter 9.
července 1979, Saturn minul 25. srpna 1981, Uran 25. ledna 1986
a Neptun 25. srpna 1989. Poté byl vyveden jižně od ekliptiky.
Energií sondy zásobují radioizotopické termoelektrické generátory
(v tak velkých vzdálenostech by sluneční panely neměly smysl),
které měli na startu výkon 470 W. Dnešní výkon je 334
W u Voyageru 1 a 336 W u Voyageru 2. Ke snížení došlo díky
přirozenému radioaktivnímu rozpadu plutonia. Energie by měla
sondám vystačit zhruba do roku 2020.
V současné době letí signál od sond k Zemi 9 hodin. Komunikace
s nimi probíhá pomocí 34-m antén Deep Space Network v Goldstone,
Madridu a Canbeřře. V lednu 1998 "předežene" Voyager 1 sondu
Pioneer 10 a stane se nejvzdálenějším umělým tělesem vyrobeným
člověkem.
Současný stav:
Kombinací unikátní rozlišovací schopnosti Hubbleova kosmického
teleskopu
[http://oposite.stsci.edu],
vynikajícího spektrálního rozlišení Keckova teleskopu
[http://astro.caltech.edu/observatories/keck]
a gravitační čočky se vědcům podařilo objevit dosud
nejvzdálenější galaxii ve vesmíru. Jedná se o velmi mladou
galaxii vzdálenou 13 miliard světelných let. To znamená, při
předpokládaném stáří vesmírů 14 mld. let, stáří galaxie pouhou
1 mld. let, a dnes ji tedy pozorujeme tak, jak vypadala v době,
kdy se ve vesmíru galaxie teprve formovaly. Tento objev umožní
vědcům pozorovat, jaké procesy se odehrávají v takto extrémně
mladých galaxiích.
Zpět na začátek
Voyagery - 20 let
Sondy Voyager 1 a 2
pokračují 20 let po svém vypuštění a průzkumu
velkých planet v cestě k neviditelné hranici Sluneční soustavy
tzv. heliopauze. Sluneční vítr, což je tok nabitých částic ze
Slunce, se nadzvukově šíří do prostoru, čímž vzniká magnetická
"bublina" okolo Slunce zvaná heliosféra.
Heliopauzou se pak
nazývá oblast, kde se sluneční vítr setkává s mezihvězdným
plynem. Již předtím ale existuje oblast náhlého přechodu
z nadzvukové rychlosti slunečního větru na podzvukovou. Tato
oblast by se měla nacházet zhruba ve vzdálenosti 85 AU od Slunce.
Sonda
Voyager 1,
která je momentálně vzdálena 67 AU od Slunce by
mohla tuto hranici zaregistrovat kolem roku 2003. Výskyt samotné
heliopauzy se předpokládá ve vzdálenostech 110 - 160 AU od
Slunce.
| Voyager 1 | vzdálenost od Země | 10.1 miliardy km |
| uletěl | 11.9 miliardy km | |
| rychlost | 17.4 km/s (3.5 AU/rok)
| |
| Voyager 2 | vzdálenost od Země | 7.9 miliardy km |
| uletěl | 11.3 miliardy km | |
| rychlost | 15.9 km/s |
Nový objev byl učiněn během 12 měsíčního pozorování od května 1996 do června 1997. Hlavní podíl má přístroj nazvaný Michelson Doppler Imager (MDI). Objev je dokumentován následujícími snímky.
První snímek ukazuje rozdíly v rychlosti rotace jednotlivých oblastí na Slunci. Je pořízen ve falešných barvách, přičemž červená znázorňuje nejrychleji rotující oblasti, tmavě modrá nejpomaleji rotující. V levé části snímku vidíme rotaci na povrchu Slunce. Rotační rychlost činí na rovníku asi 4500 km/hod., na pólech je rotace pomalá. V pravé části snímku jsou znázorněny rotační rychlosti uvnitř Slunce. Velký temně rudý pás je plazmatický proud široký 450 000 km a sahající do hloubky skoro 200 000 km. Dále je zde viditelný nově objevený proud pod póly - světle modrý uzavřený v pomalejších tmavě modrých regionech. Každý z těchto proudů má průměr asi 25 000 km, tedy zhruba dvojnásobek průměru Země.
Na druhém snímku jsou znázorněny rozdíly v rychlostech mezi jednotlivými oblastmi na povrchu i uvnitř Slunce. V levé části vidíme světle oranžové pásy, rychlejší než je jejich okolí. Novým poznatkem je fakt, že tyto pásy sahají do hloubky až 18 000 km. Sluneční skvrny mají tendenci formovat se na okrajích těchto pásů. V pravé části snímku vidíme asi 30% vnitřní části Slunce, kde jsou variace v rychlostech zřejmé. Červené ovály v zelených zónách jsou nové objevené polární plazmatické proudy.
Grafické znázornění povrchových i podpovrchových proudů ukazuje
třetí snímek.
Rychlost proudění je opět odlišena barevně. Ukázalo
se, že materiál proudí k pólům relativně nízkou rychlostí asi 75
km/hod. Tento pohyb je znázorněn proudnicemi. V pravé části
snímku pak jsou ukázány jednak pozorované toky hmoty v hloubce
23 000 km pod povrchem a jednak hypotetické (pomalejší) proudy
vracející se z oblastí pólů zpět k rovníku. Odhaduje se, že tyto
proudy dosahují do hloubek asi 120 000 km.
Sonda má tvar válce o průměru 1.6 metru a výšce 1 metr. Její počáteční hmotnost činila 785 kg, z čehož připadalo 189 kg na palivo. Energií zásobují sondu 4 sluneční panely, každý s výkonem 500 W na počátku mise. Sonda rotuje rychlostí 5 ot/min., osa rotace míří podél spojnice Země-Slunce. Aby měření nebyla ovlivněna magnetickým polem Země, bude sonda obíhat v okolí libračního bodu L1 soustavy Země-Slunce. Tento bod se nachází 1.5 miliónu kilometrů od Země. Postartovní testy přístrojů proběhly úspěšně, samotná měření budou zahájena v lednu 1998, kdy by sonda měla do libračního bodu dorazit.
Kromě zmíněných přístrojů na detekci částic z širokého rozpětí
energií, se na palubě nachází ještě jeden zajímavý přístroj
sloužící k "předpovídaní kosmického počasí". Měl by být schopen
hodinu předem varovat před vznikem geomagnetických bouří, které
mohou ovlivnit elektrické sítě, radiovou komunikaci či sondy na
oběžné dráze Země. Přístroj dodal Národní úřad pro oceány
a atmosféru (NOAA)
[http://www.noaa.gov].
Celá sonda byla vyrobena v laboratořích
aplikované fyziky na Hopkinsově universitě
[http://hurlbut.jhuapl.edu]
a pro NASA ji řídí Goddardovo středisko kosmických letů (GSFC)
[http://www.gsfc.nasa.gov].
Při kolizi Vesty s menší planetkou došlo k vyvržení do prostoru asi 1% objemu Vesty, což znamená asi 1.75 miliónu krychlových kilometrů hmoty, k prolomení krusty až na plášť tělesa. Výsledkem impaktu je 12 km hluboký kráter. Vzhledem k nízké gravitaci planetky vznikl kráter s centrálním vrcholkem.
Astronomové měli podezření na existenci velkého kráteru na Vestě už od roku 1994, kdy se HST poprvé na tuto planetku zaměřil, ale jistotu přineslo až snímkování v květnu 1996, kdy nastalo nejmenší přiblížení Vesty k Zemi za celé desetiletí - vzájemná vzdálenost obou těles činila v té době necelých 170 miliónů km. Celkem bylo pořízeno 78 snímků. Kráter se nachází v blízkosti jižního pólu planetky. S největší pravděpodobností došlo při impaktu ke změně polohy rotační osy v tělese, čímž se kráter dostal do této lokality. Vzhledem k tomu, že zhruba 6% meteoritů v pozemských sbírkách má podobné složení jako Vesta, je možné, že hmota vyvržená při této kolizi je zdrojem těchto meteoritů.
V levé části
snímku
je zobrazena planetka, jak ji snímala
širokoúhlá planetární kamera (WFPC2) Hubbleova teleskopu v květnu
1996. Je zde zřetelný asymetrický tvar planetky. Snímek je
digitálně zpracován, rozlišení činí 9 km/px. Ve střední části
snímku je barevně kódovaná výšková mapa Vesty. Je zde viditelný
jak kráter, tak i centrální vrcholek. Vpravo je pak počítačový
3D model sestavený z jednotlivých snímků.
MGS
odstartoval
6. prosince 1996. K Marsu dorazila sonda 12.
září. V 1:00 UT byla sonda pomocným motorem natočena tak, aby
hlavní motor s tahem 660 N směřoval ve směru letu. O 17 minut
později ve výšce 1490 km nad povrchem Marsu byl zažehnut hlavní
motor sondy na dobu 22 minut 39 sekund. Výsledkem bylo zpomalení
sondy o 3200 km/hod. a navedení na silně eliptickou dráhu
s nejbližším bodem 250 km a nejvzdálenějším 56 000 km od povrchu
planety. Oběžná doba činí zhruba 48 hodin. Pro mapování je
potřebná kruhová dráha, ale přechod na ni přímo by vyžadoval 2x
silnější motory, což by misi prodražilo a omezilo množství
vědeckých přístrojů. Proto MGS využije tzv. "aerobreaking", což
je brždění o horní vrstvu atmosféry v místě nejbližšího
přiblížení pomocí slunečních panelů. Vzhledem k tomu, že na
severní polokouli je podzim a na jižní jaro, což je období vzniku
silných prachových bouří, které by mohly brzdící manévr ohrozit,
je sonda schopná v případě nutnosti zvýšit svou vzdálenost od
povrchu (tedy "přeskočit" oblast bouře). Počasí na Marsu je
intenzívně sledováno pomocí sondy Mars Pathfinder, Hubbleova
kosmického teleskopu a pozemských radioteleskopů. Během září
dojde ke 4 zážehům motorů, které upraví dráhu sondy. Poslední
úpravy by měly nastat v lednu 1998 a samotné mapování povrchu
začne 15. března. Sonda se v té době bude nacházet na polární
kruhové dráze s oběžnou dobou 2 hodiny.
| AsPa 16. září 1997 |
Počet návštěv - |
